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恒星的主要类型与种群

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在过去的几十年中 ， 不同恒星种群的概念发生了相当大的变化 。 在 1940 年代之前 ， 天文学家意识到恒星之间的差异 ， 并在很大程度上根据银河系周围不同的质量、光度和轨道特征来解释其中的大部分 。 然而 ， 对进化差异的理解还没有实现 ， 虽然恒星中化学丰度的差异是已知的 ， 但它们的重要性并不被理解 。 在这个关头 ， 化学差异似乎异常且不稳定 ， 并且与其他恒星特性无关 。 尽管动力学理论工作取得了进展 ， 但仍然没有系统地将恒星划分为不同的运动家族银河系 。



主要恒星类型
1944 年出生于德国的天文学家沃尔特巴德 ， 宣布成功解析成中心的恒星仙女座星系M31 和它的两个椭圆伴星 M32 和 NGC 205 。 他发现仙女座星系的中心部分和伴随星系的星等比 M31 的外旋臂区域要微弱得多 。 此外 ， 通过使用不同光谱灵敏度的板和彩色滤光片 ， 他发现两个椭圆体和螺旋中心的最亮恒星是红巨星 ， 而不是像旋臂那样的蓝色主序星 。 这一发现使巴德提出 ， 这些星系以及银河系是由两个物理特性和位置不同的恒星群组成的 。 他应用了这个词种群 I与构成仙女座旋臂的恒星以及太阳附近银河系中可见的大多数恒星有关 。 他发现这些第一族天体仅限于螺旋的扁平圆盘 ， 并暗示它们在这些星系的中心和椭圆星系中完全不存在 。 巴德指定为第二族是他在椭圆星系和仙女座星系核中发现的明亮的红巨星 。 其他似乎包含此类最亮恒星的天体是银河系的球状星团 。 巴德进一步提出 ， 太阳附近的高速恒星是恰好穿过圆盘的第二类天体 。



由于巴德对本星系群（银河系所属的星系团）中其他星系的开创性工作 ， 天文学家立即将两个恒星群的概念应用于银河系 。 通过应用不同种群在仙女座系统中的位置所暗示的运动学思想和将银河轨道特性与z联系起来的动力学理论 ， 可以将银河系的各种组成部分分为两种种群类型不同恒星的距离（银河平面上方的距离） 。 对于其中许多物体 ， 速度的运动学数据是种群分类的主要来源 。 银河系的成分高度受限于系统的平面 ， 包含诸如疏散星团、O 和 B 星、造父变星、发射星云和中性氢等天体 。 它的第二族成分分布在更接近球形的空间中 ， 包括球状星团、天琴座 RR变星、高速恒星和某些其他稀有天体 。



随着时间的推移 ， 天文学家有可能进一步细分银河系中的不同种群 。 这些细分范围从近乎球形的“晕人口II”系统到很瘦”极端人口I ”系统 。 发现每个细分都包含（尽管不是唯一）特征类型的恒星 ， 甚至可以根据其人口细分将一些变星类型划分为亚群 。 例如 ， 类型 ab 的 RR Lyrae 变量可以通过它们的光谱分类和它们的平周期分成不同的组 。 平均经期超过 0.4 天的被归类为光晕人群 II ， 而平均经期少于 0.4 天的被归类为“光环人群” 。 磁盘人口 。 ” 类似地 ， 长周期变量被划分为不同的亚组 ， 因此那些周期小于 250 天且光谱类型相对较早的变量被认为是“中间人口 II” ， 而较长时期的变量则落入“老年人群 I” 类别 。 随着对动力学特性的更彻底研究 ， 许多天文学家将银河系的恒星群划分为“薄盘”、“厚盘”和“光环” 。 在 1950 年 ， 随着计算的改进 ， 对恒星种群物理差异的理解变得越来越清晰 。 恒星演化 。 演化恒星模型表明 ， 巨星和超巨星是最近从恒星核心中氢耗尽后的主序星演化而来的天体 。 随着这一点得到更好的理解 ， 人们发现这些巨星的光度不仅取决于它们演化而来的初始主序星的质量 ， 还取决于恒星大气的化学成分 。 因此 ， 不仅了解了不同星族中巨星的存在 ， 而且还根据恒星的化学性质来了解巨星与星群主序的差异 。



同时 ， 在确定不同种群类型的恒星的丰度 ， 通过使用具有焦点排列的大型反射望远镜获得的高色散光谱 。 生长曲线分析毫无疑问地表明 ， 这两种种群类型表现出非常不同的化学性质 。 1959年H.劳伦斯·赫尔弗 ， 乔治·沃勒斯坦和杰西·格林斯坦表明 ， 球状星团中的巨星的化学丰度与以太阳为代表的星群I星 。 第二星族恒星的丰度要低得多重元素 ， 数量从 5 或 10 倍到数百倍不等 。 对于典型的第 I 族恒星 ， 重元素的总丰度Z为 0.04（根据所有原子量比氦重的元素的质量百分比给出 ， 这是计算恒星模型的常见做法） 。 另一方面 ， 晕种群球状星团的Z值通常小至 0.003 。

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